Tổ tiên xa xôi cư dân hiện đại của hành tinh Trái đất tin rằng nó là vật thể lớn nhất trong vũ trụ và Mặt trời và Mặt trăng cỡ nhỏ quay quanh nó trên bầu trời ngày này qua ngày khác. Đối với họ, những hình thể nhỏ nhất trong không gian dường như là những ngôi sao, được so sánh với những điểm sáng nhỏ xíu gắn liền với bầu trời. Nhiều thế kỷ đã trôi qua, quan điểm của con người về cấu trúc của Vũ trụ đã thay đổi đáng kể. Vậy các nhà khoa học hiện đại ngày nay sẽ trả lời câu hỏi cái gì lớn nhất? vật thể không gian?
Tuổi và cấu trúc của vũ trụ
Theo dữ liệu khoa học mới nhất, Vũ trụ của chúng ta đã tồn tại được khoảng 14 tỷ năm, đây là khoảng thời gian tính tuổi của nó. Bắt đầu tồn tại tại một điểm kỳ dị của vũ trụ, nơi mật độ vật chất cực kỳ cao, nó không ngừng mở rộng để đạt đến trạng thái hiện tại. Ngày nay, người ta tin rằng Vũ trụ chỉ được xây dựng từ 4,9% vật chất thông thường và quen thuộc, tạo nên tất cả các vật thể thiên văn có thể nhìn thấy và cảm nhận được bằng các thiết bị.
Trước đây, khám phá không gian và chuyển động thiên thể, các nhà thiên văn cổ đại chỉ có cơ hội dựa vào những quan sát của chính họ, chỉ sử dụng những dụng cụ đo lường đơn giản. Các nhà khoa học hiện đại, để hiểu được cấu trúc và kích thước của các dạng khác nhau trong Vũ trụ, đã vệ tinh nhân tạo, đài quan sát, tia laser và kính thiên văn vô tuyến, những cảm biến tinh vi nhất trong thiết kế. Thoạt nhìn, có vẻ như với sự trợ giúp của các thành tựu khoa học, không khó để trả lời câu hỏi đâu là vật thể không gian lớn nhất. Tuy nhiên, điều này không hề dễ dàng như bạn tưởng.
Ở đâu có nhiều nước?
Chúng ta nên đánh giá bằng những thông số nào: theo kích thước, trọng lượng hay số lượng? Ví dụ, đám mây nước lớn nhất trong không gian được phát hiện cách chúng ta một khoảng cách mà ánh sáng truyền đi trong 12 tỷ năm. Tổng lượng chất này ở dạng hơi trong một vùng nhất định của Vũ trụ vượt quá mọi trữ lượng các đại dương trên trái đất 140 nghìn tỷ lần. Ở đó có lượng hơi nước nhiều gấp 4 nghìn lần lượng hơi nước chứa trong toàn bộ thiên hà của chúng ta, được gọi là Dải Ngân hà. Các nhà khoa học tin rằng đây là cụm lâu đời nhất, được hình thành từ rất lâu trước thời điểm Trái đất của chúng ta với tư cách là một hành tinh xuất hiện với thế giới từ tinh vân mặt trời. Vật thể này, được phân loại chính xác là một trong những vật thể khổng lồ của Vũ trụ, xuất hiện gần như ngay lập tức sau khi nó ra đời, chỉ sau một tỷ năm hoặc có thể hơn một chút.
Khối lượng lớn nhất tập trung ở đâu?
Nước được cho là nguyên tố lâu đời nhất và phong phú nhất không chỉ trên hành tinh Trái đất mà còn ở độ sâu của không gian. Vậy vật thể không gian lớn nhất là gì? Đâu là nơi có nhiều nước nhất và các vấn đề khác? Nhưng điều này không hoàn toàn đúng. Đám mây hơi nước nói trên tồn tại chỉ vì nó tập trung xung quanh nơi có khối lượng khổng lồ. lỗ đen và được giữ bởi lực hấp dẫn của nó. Trường hấp dẫn gần những vật thể như vậy hóa ra mạnh đến mức không vật thể nào có thể rời khỏi ranh giới của chúng, ngay cả khi chúng di chuyển với tốc độ ánh sáng. Những “lỗ” như vậy trong Vũ trụ được gọi chính xác là màu đen vì lượng tử ánh sáng không thể vượt qua một đường giả thuyết gọi là chân trời sự kiện. Do đó, chúng không thể được nhìn thấy, nhưng một khối lượng lớn các thành tạo này liên tục được cảm nhận. Kích thước của các lỗ đen, thuần túy về mặt lý thuyết, có thể không lớn lắm do mật độ quá lớn của chúng. Đồng thời, một khối lượng đáng kinh ngạc tập trung vào một điểm nhỏ trong không gian, từ đây, theo các định luật vật lý, lực hấp dẫn phát sinh.
Những lỗ đen gần chúng ta nhất
Dải Ngân hà bản địa của chúng ta được các nhà khoa học xếp vào loại thiên hà xoắn ốc. Ngay cả người La Mã cổ đại cũng gọi nó là “con đường sữa”, vì từ hành tinh của chúng ta, nó có hình dạng tương ứng là một tinh vân màu trắng, trải rộng trên bầu trời trong bóng tối của màn đêm. Và người Hy Lạp đã nghĩ ra cả một truyền thuyết về sự xuất hiện của cụm sao này, nơi nó tượng trưng cho sữa bắn ra từ ngực của nữ thần Hera.
Giống như nhiều thiên hà khác, lỗ đen ở trung tâm Dải Ngân hà là một khối hình thành siêu lớn. Họ gọi đó là “Ngôi sao hạng A của Nhân Mã”. Đây là một con quái vật thực sự, theo đúng nghĩa đen, nó nuốt chửng mọi thứ xung quanh bằng trường hấp dẫn của riêng nó, tích tụ trong giới hạn của nó những khối lượng vật chất khổng lồ, số lượng không ngừng tăng lên. Tuy nhiên, khu vực gần đó, chính nhờ sự tồn tại của phễu rút lại được chỉ định trong đó, hóa ra lại là nơi rất thuận lợi cho sự xuất hiện của các ngôi sao mới.
Nhóm địa phương, cùng với nhóm của chúng ta, cũng bao gồm thiên hà Andromeda, gần Dải Ngân hà nhất. Nó cũng thuộc đường xoắn ốc, nhưng lớn hơn nhiều lần và bao gồm khoảng một nghìn tỷ ngôi sao. Lần đầu tiên trong nguồn văn bản các nhà thiên văn học cổ đại, nó đã được đề cập trong các tác phẩm của nhà khoa học Ba Tư As-Sufi, người sống cách đây hơn một nghìn năm. Sự hình thành khổng lồ này xuất hiện đối với nhà thiên văn học được đề cập dưới dạng một đám mây nhỏ. Do nhìn từ Trái đất nên thiên hà này còn thường được gọi là Tinh vân Andromeda.
Thậm chí rất lâu sau, các nhà khoa học cũng không thể tưởng tượng được quy mô và kích thước của cụm sao này. Trong một thời gian dài, họ đã ban cho sự hình thành vũ trụ này một cách tương đối kích thước nhỏ. Khoảng cách tới Thiên hà Andromeda cũng bị giảm đi đáng kể, mặc dù trên thực tế, khoảng cách tới nó là rất lớn. khoa học hiện đại, khoảng cách mà ngay cả ánh sáng cũng truyền được trong khoảng thời gian hơn hai nghìn năm.
Siêu thiên hà và cụm thiên hà
nhất vật lớn trong không gian có thể được coi là một siêu thiên hà giả định. Các lý thuyết đã được đưa ra về sự tồn tại của nó, nhưng vũ trụ học vật lý của thời đại chúng ta coi sự hình thành của một cụm thiên văn như vậy là không thể tin được do lực hấp dẫn và các lực khác không thể giữ nó thành một tổng thể duy nhất. Tuy nhiên, có một siêu đám thiên hà tồn tại và ngày nay những vật thể như vậy được coi là hoàn toàn có thật.
Một điểm sáng trên bầu trời nhưng không phải một ngôi sao
Tiếp tục tìm kiếm điều gì đó đáng chú ý trong không gian, bây giờ chúng ta hãy đặt câu hỏi theo cách khác: điều gì là quan trọng nhất? ngôi sao lớn trên bầu trời? Và một lần nữa chúng ta sẽ không tìm được câu trả lời phù hợp ngay lập tức. Có rất nhiều vật thể dễ nhận thấy có thể nhận biết bằng mắt thường vào một đêm đẹp trời trong xanh. Một trong số đó là sao Kim. Điểm này trên bầu trời có lẽ sáng hơn tất cả những điểm khác. Về cường độ phát sáng, nó lớn hơn nhiều lần so với các hành tinh gần chúng ta là Sao Hỏa và Sao Mộc. Nó có độ sáng thứ hai chỉ sau Mặt trăng.
Tuy nhiên, sao Kim hoàn toàn không phải là một ngôi sao. Nhưng người xưa rất khó nhận ra sự khác biệt như vậy. Bằng mắt thường, rất khó để phân biệt giữa các ngôi sao tự bốc cháy và các hành tinh phát sáng bằng tia phản xạ. Nhưng ngay cả trong thời cổ đại Ví dụ, các nhà thiên văn học Hy Lạp đã hiểu được sự khác biệt giữa những vật thể này. Họ gọi các hành tinh này là “những ngôi sao lang thang” vì chúng di chuyển theo thời gian dọc theo những quỹ đạo giống như vòng lặp, không giống như hầu hết các thiên thể ban đêm đẹp đẽ.
Không có gì đáng ngạc nhiên khi Sao Kim nổi bật trong số các vật thể khác, bởi vì nó là hành tinh thứ hai tính từ Mặt trời và gần Trái đất nhất. Giờ đây, các nhà khoa học đã phát hiện ra rằng bầu trời của sao Kim bị bao phủ hoàn toàn bởi những đám mây dày và có bầu không khí hung hãn. Tất cả điều này phản ánh một cách hoàn hảo tia nắng, điều này giải thích độ sáng của vật thể này.
sao khổng lồ
Ngôi sao lớn nhất được các nhà thiên văn học phát hiện cho đến nay lớn hơn Mặt trời 2100 lần. Nó phát ra ánh sáng đỏ thẫm và nằm ở vật thể này cách chúng ta bốn nghìn năm ánh sáng. Các chuyên gia gọi nó là VY Canis Majoris.
Nhưng một ngôi sao chỉ có kích thước lớn. Nghiên cứu cho thấy mật độ của nó thực sự không đáng kể và khối lượng của nó chỉ gấp 17 lần trọng lượng của ngôi sao của chúng ta. Nhưng đặc tính của vật thể này gây ra tranh cãi gay gắt trong giới khoa học. Ngôi sao được cho là đang giãn nở nhưng mất đi độ sáng theo thời gian. Nhiều chuyên gia cũng bày tỏ quan điểm cho rằng kích thước khổng lồ của vật thể trên thực tế chỉ có vẻ như vậy ở một khía cạnh nào đó. Ảo ảnh quang học phát sinh do tinh vân bao bọc hình dạng thật của ngôi sao.
Vật thể không gian bí ẩn
Chuẩn tinh trong không gian là gì? Những vật thể thiên văn như vậy hóa ra lại là một câu đố lớn đối với các nhà khoa học của thế kỷ trước. Đây là những nguồn ánh sáng và phát xạ vô tuyến rất sáng với công suất tương đối nhỏ. kích thước góc. Nhưng bất chấp điều này, với ánh sáng rực rỡ của chúng, chúng chiếu sáng toàn bộ thiên hà. Nhưng lý do là gì? Người ta cho rằng những vật thể này chứa các lỗ đen siêu lớn được bao quanh bởi những đám mây khí khổng lồ. hố sụt khổng lồ hấp thụ vật chất từ không gian, do đó chúng không ngừng tăng khối lượng. Sự rút lại như vậy dẫn đến sự phát sáng mạnh mẽ và do đó, tạo ra độ sáng cực lớn do sự hãm lại và sau đó làm nóng đám mây khí. Người ta tin rằng khối lượng của những vật thể như vậy vượt quá khối lượng mặt trời hàng tỷ lần.
Có rất nhiều giả thuyết về những vật thể tuyệt vời này. Một số người tin rằng đây là hạt nhân của các thiên hà trẻ. Nhưng điều có vẻ hấp dẫn nhất là giả định rằng các quasar không còn tồn tại trong Vũ trụ. Sự thật là ánh sáng rực rỡ mà các nhà thiên văn học trên mặt đất quan sát được ngày nay cũng đã chạm tới hành tinh của chúng ta thời gian dài. Người ta tin rằng chuẩn tinh gần chúng ta nhất nằm ở khoảng cách mà ánh sáng phải truyền đi hơn một nghìn triệu năm. Điều này có nghĩa là trên Trái đất chỉ có thể nhìn thấy "bóng ma" của những vật thể tồn tại trong không gian sâu trong thời gian vô cùng xa xôi. Và khi đó Vũ trụ của chúng ta trẻ hơn nhiều.
Vật chất tối
Nhưng đây không phải là tất cả những bí mật mà không gian rộng lớn cất giữ. Điều bí ẩn hơn nữa là mặt “đen tối” của nó. Như đã đề cập, có rất ít vật chất thông thường được gọi là vật chất baryonic trong Vũ trụ. Hầu hết khối lượng của nó bao gồm, như được đề xuất hiện nay, năng lượng tối. Và 26,8% bị chiếm giữ bởi vật chất tối. Các hạt như vậy không bị ảnh hưởng bởi định luật vật lý, khiến chúng trở nên quá khó để phát hiện.
Giả thuyết này vẫn chưa được xác nhận đầy đủ bởi những dữ liệu khoa học chặt chẽ mà nảy sinh trong nỗ lực giải thích những hiện tượng thiên văn cực kỳ kỳ lạ gắn liền với lực hấp dẫn của sao và sự tiến hóa của Vũ trụ. Tất cả điều này vẫn chỉ được nhìn thấy trong tương lai.
Được phát hiện cách đây vài năm, VIRGOHI21 dường như là "thiên hà tối" đầu tiên được phát hiện, bao gồm vật chất tối.
Được phát hiện vào năm 2000 trong chòm sao Xử Nữ, ở khoảng cách khoảng 50 triệu năm ánh sáng so với chúng ta, vật thể VIRGOHI21 thu hút sự chú ý đặc biệt của các nhà thiên văn học. Các nhà khoa học lần đầu tiên nghi ngờ khi nghiên cứu hình dạng của thiên hà xoắn ốc bất thường NGC 4254 gần đó. Dòng khí xoáy và nhánh xoắn của thiên hà là dấu hiệu của một vụ va chạm vũ trụ khổng lồ do một vật thể khổng lồ (lên tới 100 tỷ khối lượng mặt trời) đi ngang qua gây ra. NGC 4254 trong 100 triệu năm qua. Tuy nhiên, các nhà thiên văn học không thể phát hiện bất kỳ người tham gia thứ hai nào có thể nhìn thấy được trong vụ va chạm với khối lượng phù hợp.
Bản đồ thiên hà tối VIRGOHI21
Như là vật lớn chắc chắn sẽ được nhìn thấy không chỉ bởi các phòng thí nghiệm thiên văn, mà còn bởi những kính thiên văn nghiệp dư hiện đại đơn giản. Tuy nhiên, không có thiên hà nào ở vị trí mong muốn; Hơn nữa, không có ngôi sao nào được tìm thấy ở đó cả. Trong nhiều năm, nhiều lời giải thích khác nhau cho hiện tượng quan sát được đã được đưa ra, thử nghiệm và bác bỏ.
Thiên hà NGC 4254 gần đó bị ảnh hưởng rõ ràng bởi VIRGOHI21: một trong những cánh tay của nó bị biến dạng
Ấn phẩm đầu tiên về việc quan sát VIRGOHI21, xuất hiện vài năm trước, đã gây ra nhiều đánh giá hoài nghi và các nhà thiên văn học đã phải tiến hành tất cả các thử nghiệm có thể, cố gắng phát hiện các ngôi sao trong “thiên hà tối” này. Một nhóm các nhà thiên văn học quốc tế do Robert Minchin dẫn đầu đã thực hiện những quan sát cẩn thận về vật thể bí ẩn, kết hợp dữ liệu được thu thập bởi Kính viễn vọng Vô tuyến Westerbork (WSRT) và Đài quan sát Hubble quay quanh. Tuy nhiên, những quan sát gần đây nhất xác nhận rằng không có ngôi sao nào trong khối VIRGOHI21 khổng lồ và vật chất thông thường (chủ yếu là hydro trung tính) chiếm tối đa 0,2% khối lượng của nó.
Có vẻ như các nhà khoa học cuối cùng đã có thể chứng minh bằng thực nghiệm sự tồn tại của sự tích tụ khổng lồ của vật chất tối, được đưa vào mô hình tiêu chuẩn lý thuyết của Vũ trụ. Theo đó, vật chất thông thường chiếm khoảng 5% khối lượng của Vũ trụ, trong khi vật chất tối chiếm khoảng 25% (phần còn lại là năng lượng chân không). Bằng cách thu hút vật chất thông thường, vật chất tối có thể góp phần hình thành các thiên hà và “các thiên hà tối” có thể trở thành vệ tinh chung của vật chất thông thường, bao gồm cả của chúng ta.
Ngoài ra, vật chất tối gần đây đã được phát hiện xung quanh một vụ va chạm khổng lồ của một số cụm thiên hà: “Vòng tối”. Có bằng chứng khác cho sự tồn tại của vật chất tối: “Bằng chứng thuyết phục”.
http://www.popmech.ru/part/?articleid=2286&rubricid=3
Thiên hà vệ tinh Xử Nữ I
Một nhóm các nhà thiên văn học quốc tế do Daisuke Homma dẫn đầu từ Viện Thiên văn học tại Đại học Tohoku (Nhật Bản) đã phát hiện ra một vật thể đi cùng Dải Ngân hà trên đường đi xuyên qua Vũ trụ (lưu ý: Thiên hà của chúng ta, cùng với Andromeda và Tam giác lân cận, tạo thành Nhóm địa phương, chuyển động đồng bộ theo một hướng không xác định, có thể dưới tác động của một vật thể siêu lớn nào đó).
Phát hiện này được phân loại là thiên hà hình cầu lùn Xử Nữ I. Kích thước của nó chỉ có đường kính 248 năm ánh sáng và khoảng cách với Mặt trời là 280.000 năm ánh sáng. 
Nhóm địa phương
Mặc dù chưa biết hướng chuyển động của Nhóm Địa phương, nhưng chúng ta có thể nghiên cứu những người bạn đồng hành nhỏ bé của mình - các thiên hà hình cầu lùn (dSph), đồng hành cùng Nhóm Địa phương trong chuyển động của nó. Nghiên cứu những thiên hà này cho phép chúng ta hiểu rõ hơn về bản chất của lực hấp dẫn và bản chất của vật chất tối, thứ có lẽ giữ các thiên hà này lại với nhau.
Gần dải ngân hà Khoảng 50 thiên hà vệ tinh đã được phát hiện và khoảng 40 trong số đó là thiên hà mờ, nghĩa là phần lớn được cấu tạo từ vật chất tối. 40 thiên hà này thuộc lớp thiên hà hình cầu lùn.
Các thiên hà vệ tinh của Dải Ngân hà, bao gồm cả thiên hà Xử Nữ I, các hình vuông màu xanh lam biểu thị LMC và MMC, được tổ tiên chúng ta chú ý từ thời tiền sử.
Khám phá của nhà thiên văn học Nhật Bản, Xử Nữ I, là một trong những thiên hà tối nhất được phát hiện cho đến nay. Điều này có nghĩa là tỷ lệ vật chất tối trong đó rất lớn. Trên thực tế, thực tế này giải thích tại sao thiên hà nàyđến nay vẫn chưa thể nhận ra.
Sau khám phá như vậy, các nhà khoa học tin rằng Dải Ngân hà của chúng ta có thể còn có nhiều hơn nữa nhiều vệ tinh hơn hơn chúng tôi mong đợi. Số lượng các thiên hà xung quanh chúng ta, gần như vô hình trước mắt chúng ta, bao gồm chủ yếu là vật chất tối, có thể rất lớn. Có lẽ xung quanh chúng ta hàng trăm những thiên hà như vậy.
Việc phát hiện ra một thiên hà tối lớn ngay cạnh chúng ta chính là chìa khóa giải quyết vấn đề mất tích vệ tinh. Trên thực tế, dựa trên mô hình vũ trụ số, vật chất tối trong Vũ trụ sẽ được phân bố thành một cụm có thứ bậc, làm phát sinh các quầng thiên hà có kích thước ngày càng nhỏ hơn. Tuy nhiên, những quan sát thực tế của các nhà thiên văn học cho chúng ta một bức tranh khác so với những gì lý thuyết dự đoán. Theo quan sát, có khá nhiều thiên hà trong không gian kích thước bình thường cho sự phân phối được dự đoán mô hình toán học, nhưng rõ ràng là chưa đủ thiên hà lùn. Số lượng thiên hà lùn chúng ta quan sát được là khoảng theo thứ tự độ lớnít hơn dự kiến. Xem tính toán của Anatoly Klypin và Andrey Kravtsov từ Đại học bang New Mexico (Mỹ) cùng đồng nghiệp.
Máy ảnh kỹ thuật số Hyper Suprime-Cam so sánh với cô gái nhỏ cao 158 cm
Vitro I là một trong những thiên hà tối nhất được tìm thấy cho đến nay. Điều tuyệt vời ở phát hiện này là nó đưa ra lý do để hy vọng phát hiện ra các thiên hà hình cầu lùn khác gần Dải Ngân hà, trong đó có khoảng 500 thiên hà. Có lẽ nhiều vật thể như vậy sẽ được tìm thấy trong tương lai gần. Khối lượng và vị trí của chúng sẽ cho phép chúng ta hiểu rõ hơn về cách phân bố vật chất tối trong Vũ trụ. Đặc biệt, gần Thiên hà của chúng ta. Dải Ngân hà được hình thành như thế nào và vai trò của vật chất tối trong việc này là gì.
Điều đáng kinh ngạc về khoa học hiện đại là nó gần như ở mức độ lớn hơn Họ quan tâm đến những hiện tượng và hiện tượng cho đến nay chỉ tồn tại trên giả thuyết, hơn là những hiện tượng có thật và đã được quan sát từ lâu. Đối với việc nghiên cứu không gian, cách tiếp cận này là phổ biến nhất và đặc biệt rõ ràng khi xem xét vấn đề các thiên hà tối.
Mặt tối của vũ trụ
Giả thuyết về sự tồn tại của các thiên hà tối dựa trên sự thừa nhận sự tồn tại trong Vũ trụ của một chất đối lập với vật chất, vật chất - phản vật chất, vật chất tối. Bản thân vật chất tối là điều đã có và không cần bằng chứng - các thiên hà và hệ sao thông thường, bao gồm cả Hệ Mặt trời của chúng ta, bao gồm cả vật chất và phản vật chất. Nhưng các thiên hà được quan sát, trong đó có một số lượng lớn các ngôi sao, có một tỷ lệ vật chất đáng kể trong “thành phần” của chúng (bụi vũ trụ, các tiểu hành tinh). 
, các hành tinh và các vệ tinh, ngôi sao của chúng). Sẽ là hợp lý khi giả định rằng có những thiên hà trong đó tỷ lệ vật chất và phản vật chất khác nhau và trong chúng có nhiều vật chất tối hơn bản thân vật chất.
Tất nhiên, một giả định như vậy đã xuất hiện, nó hình thành trong giả thuyết về các thiên hà tối, trong đó đưa ra giả thuyết rằng các thiên hà tối là những thiên hà trong đó chứa phản vật chất. 
vượt quá hàm lượng vật chất thì có rất ít ngôi sao hiện diện hoặc thậm chí không có ngôi sao nào cả. Hơn nữa, các kết nối cấu trúc trong các thiên hà như vậy theo một cách nào đó mà khoa học vẫn chưa biết đến, được hình thành bởi vật chất tối. Bằng chứng chính thức Chưa có thiên hà tối nào, nhưng vấn đề này là vấn đề nghiêm trọng nghiên cứu khoa học, vì có những dấu hiệu gián tiếp của các thiên hà tối. Thực tế là các thiên hà chuyển động trong Vũ trụ và thường ảnh hưởng lẫn nhau bằng trường hấp dẫn, khiến các ngôi sao của nó chuyển động. Và có một số trường hợp khi chuyển động của các ngôi sao, đặc trưng bởi ảnh hưởng của lực hấp dẫn của một thiên hà khác, là rõ ràng, nhưng không có thiên hà nào khác được nhìn thấy ở gần đó. Có lẽ chính các thiên hà tối mới có hiệu ứng này. Nhưng có những ý kiến hoàn toàn trái ngược nhau về việc có thể có bao nhiêu thiên hà tối: từ giả định rằng có gấp 20 lần số thiên hà tối. ít thiên hà hơn những thiên hà bình thường, đến phiên bản có số lượng thiên hà tối gấp trăm lần so với các thiên hà “bình thường”.
Đối thủ: Lõi của Thiên hà Vô hình
Có một số ứng cử viên được coi là xác nhận giả thuyết thiên hà tối; ba trong số họ có thể được phân biệt. Đối tượng dưới tên mã HE0450-2958, một chuẩn tinh có những đặc điểm chưa giải thích được. Chuẩn tinh là tên được đặt cho lõi của một thiên hà, được đặc trưng bởi ánh sáng rực rỡ bất thường, với cường độ của nó có thể vượt quá tổng độ sáng của tất cả các ngôi sao trong nhiều thiên hà. Vì vậy, chuẩn tinh này đáp ứng tất cả các điều kiện cho hạt nhân của một thiên hà, ngoại trừ một điều - không có thiên hà nào được phát hiện gần nó. Nhân thiên hà có mặt nhưng bản thân thiên hà không thể được phát hiện.
Đương nhiên, hiện tượng này đã truyền cảm hứng rất lớn cho những người ủng hộ giả thuyết thiên hà tối - theo ý kiến của họ, có một thiên hà xung quanh chuẩn tinh, nó chỉ bao gồm chủ yếu là vật chất tối 
, do đó không thể phát hiện được. Phát sinh và ý kiến thay thế, hợp lý nhất là thiên hà đó thực sự tồn tại, chỉ do ảnh hưởng của một lỗ đen gần đó mà nó nhỏ đến mức từ Trái đất không thể nhìn thấy được do ánh sáng mạnh mẽ của lõi của chính nó, chuẩn tinh. Tuy nhiên, hiện tại, phiên bản này vẫn chưa được dữ liệu quan sát xác nhận: không có dấu hiệu nào của một “thiên hà bình thường” được tìm thấy, điều này thật đáng ngờ ngay cả khi tính đến yếu tố lỗ đen.
Người thách thức Xử Nữ
Ứng cử viên thứ hai, mang “cái tên” VIRGOHI21, thậm chí còn bí ẩn hơn ứng cử viên thứ nhất cho vinh dự trở thành một thiên hà tối đã được xác nhận. Trong trường hợp đó, ít nhất cũng có một hiện tượng có thể nhìn thấy được, đó là chuẩn tinh, nhưng ở đây người ta thường chỉ nói về một “vật thể” trong chòm sao Xử Nữ. Cách đây vài năm, khi quan sát một trong những thiên hà của chòm sao này, người ta đã phát hiện ra dấu vết chắc chắn về tác động hấp dẫn tích cực lên thiên hà này, và một số nhà khoa học thậm chí còn bày tỏ quan điểm về sự va chạm của các thiên hà. Nhưng các nhà khoa học không thể nhìn thấy thiên hà thứ hai nào trong khu vực này, nằm cách Trái đất 50 triệu năm ánh sáng.
Đánh giá bằng kết xuất thiên hà nhìn thấy đượcảnh hưởng, vật thể chịu ảnh hưởng này phải là một thiên hà và sự tương tác của chúng kéo dài ít nhất một trăm triệu năm. Tuy nhiên, tại vị trí giả định của vật thể này, ngay cả khi sử dụng những kính thiên văn mạnh và hiện đại nhất, họ vẫn không thể phát hiện được một ngôi sao nào có thể nhìn thấy được. Lựa chọn duy nhất mà những người phản đối ý tưởng về sự tồn tại của các thiên hà tối có thể đưa ra là một giả định khá hỗn loạn rằng vật thể VIRGOHI21 có thể là một loại “mảnh” phản vật chất, vì lý do nào đó được hình thành trên giai đoạn đầu lịch sử của Vũ trụ và đã du hành khắp không gian của nó kể từ đó.
Đối thủ: Thiên hà lùn
Vinh dự được gọi là ứng cử viên thứ ba cho quyền trở thành thiên hà tối thuộc về một thiên hà lùn, là vệ tinh của Dải Ngân hà và được chỉ định là Segue 1. Vào thời điểm lần đầu tiên phát hiện ra thiên hà này, vào năm 2008, có ý kiến cho rằng đó hoàn toàn không phải là một thiên hà mà chỉ đơn giản là một cụm sao ngẫu nhiên, bằng cách nào đó đã “rơi ra” khỏi Dải Ngân hà. Vì chỉ có khoảng một nghìn ngôi sao nhìn thấy được được phát hiện, con số này cực kỳ nhỏ đối với một thiên hà “bình thường”. Nhưng sau khi có được dữ liệu về khối lượng của Segue 1 và tốc độ chuyển động của các ngôi sao trong đó, những cuộc trò chuyện rụt rè đầu tiên rằng có lẽ đây là một thiên hà tối đã trở nên chắc chắn hơn nhiều.
Thực tế là khối lượng của thiên hà lùn được cho là lớn hơn 3400 lần so với khối lượng tối đa mà theo tính toán, các ngôi sao nhìn thấy được nằm trong đó phải có. Về chuyển động của những ngôi sao này, nếu chỉ có một nghìn ngôi sao giống nhau trong một khu vực nhất định của Vũ trụ, thì tất cả chúng sẽ chuyển động tương đối so với Dải Ngân hà với tốc độ xấp xỉ tốc độ bằng nhau 209 km/giây. Nhưng những ngôi sao khác nhau Phân đoạn 1 có tốc độ khác nhau, từ 194 km/giây đến 224 km/giây. Điều này có nghĩa là có một lượng lớn “thứ gì đó” trong thiên hà đang được đề cập khiến các ngôi sao khác nhau có tốc độ khác nhau. Rất có thể “thứ gì đó” này là vật chất tối, trong trường hợp đó Segue 1 là một thiên hà tối.
Alexander Babitsky
Vật chất tối không chỉ là một bí ẩn mà còn là chìa khóa giải quyết một số vấn đề. Mặc dù thực tế là các nhà thiên văn học đã mất khá nhiều thời gian để hiểu vai trò quan trọng vật chất tối trong Vũ trụ, cá nhân tôi nhận ra điều này rất nhanh. Năm 1978, tại Đại học California ở Berkeley, trong dự án sau đại học đầu tiên của mình, tôi đã xác định vận tốc quỹ đạo của các đám mây phân tử khổng lồ hình thành sao ở đĩa ngoài Thiên hà của chúng ta. Sau khi phát triển phương pháp chính xác nhất để đo những vận tốc này, tôi bắt đầu vẽ kết quả (bằng tay trên giấy vẽ đồ thị!) Trong phòng sinh hoạt chung của khoa thiên văn học. Đúng lúc đó, có thêm hai chuyên gia thiên hà nữa đang ở trong phòng - Frank Shu và Ivan King. Họ theo dõi khi tôi vẽ đồ thị tốc độ của các đám mây bên ngoài và mô hình thu được cho chúng ta thấy rằng Thiên hà rất giàu vật chất tối, đặc biệt là ở các khu vực bên ngoài. Chúng tôi ngồi và suy ngẫm về bản chất của vật chất tối, nhưng tất cả những ý tưởng nảy ra trong đầu chúng tôi hóa ra đều sai lầm.
CHƯƠNG TRÌNH CÁNH DÀI
Đĩa của Thiên hà bị cong vênh và các nhà thiên văn học tin rằng đó không phải là sự cong vênh liên tục mà là một làn sóng chuyển động chậm, giống như sự rung động của một chiếc chiêng hoặc lớp da trên trống. Tác giả cho rằng nguyên nhân của sự dao động của đĩa là sự biến dạng hình dạng của quầng tối của Thiên hà, do ảnh hưởng của hai vệ tinh nhỏ của nó.
Nghiên cứu này cùng với nhiều công trình khác trong thập niên 1970 và 80 đã thuyết phục các nhà thiên văn học rằng vật chất tối - một chất bí ẩn không phát ra hay hấp thụ ánh sáng mà chỉ biểu hiện dưới tác dụng của lực hấp dẫn - không chỉ tồn tại mà còn đại diện cho thành phần chính của Vũ trụ. . Các phép đo từ vệ tinh WMAP xác nhận rằng khối lượng vật chất tối lớn gấp 5 lần khối lượng vật chất thông thường - proton, neutron, electron, v.v. Nhưng chất vô hình này là gì thì vẫn chưa rõ ràng. Mức độ thiếu hiểu biết của chúng ta được chứng minh bằng thực tế sau: những giả thuyết khiêm tốn nhất cho rằng vật chất tối bao gồm các hạt kỳ lạ không được phát hiện trong máy gia tốc, nhưng được dự đoán bởi các lý thuyết chưa được chứng minh cho đến nay về cấu trúc của vật chất; và quan điểm cấp tiến nhất là định luật hấp dẫn của Newton và lý thuyết tổng quát Thuyết tương đối của Einstein hoặc sai hoặc cần sửa lại. Nhưng bất kể bản chất của nó là gì, vật chất tối đã cho chúng ta chìa khóa để hiểu một số tính chất bí ẩn của Thiên hà. Ví dụ, các nhà thiên văn học đã biết hơn 50 năm nay rằng các phần bên ngoài của đĩa thiên hà bị cong vênh, giống như một bản ghi vinyl để lại trên bộ tản nhiệt bị cong vênh.
ĐIỂM CƠ BẢN
- Vật chất tối là một trong những bí ẩn khoa học lớn nhất của thời đại chúng ta, nhưng các nhà thiên văn học đã chấp nhận sự tồn tại của nó vì nó giúp giải đáp nhiều bí ẩn vũ trụ khác.
- Dù vấn đề chưa biết này là gì, nó dường như giải thích tại sao mép ngoài của đĩa Thiên hà của chúng ta lại cong mạnh đến vậy. Các thiên hà vệ tinh lùn quay quanh Thiên hà làm biến dạng đĩa của nó, nhưng ảnh hưởng hấp dẫn của chúng sẽ yếu nếu nó không được tăng cường bởi vật chất tối.
- Một câu hỏi khác mà vật chất tối trả lời là tại sao Thiên hà có ít vệ tinh hơn dự đoán của các mô hình. Có thể còn có nhiều vệ tinh nữa nhưng chúng được cấu tạo gần như hoàn toàn bằng vật chất tối, rất khó phát hiện.
Nhưng người ta không thể giải thích nguyên nhân của độ cong cho đến khi tính đến ảnh hưởng của vật chất tối. Tương tự, các mô phỏng máy tính về sự hình thành của Thiên hà, dựa trên các đặc tính giả định của vật chất tối, chỉ ra rằng Thiên hà phải được bao quanh bởi hàng trăm hoặc thậm chí hàng nghìn thiên hà vệ tinh nhỏ, nhưng cho đến nay chỉ có hai chục trong số chúng được phát hiện. Sự khác biệt này khiến các nhà khoa học nghi ngờ liệu vật chất tối có thực sự có những đặc tính được cho là của nó hay không. Nhưng gần đây, các nhà thiên văn học đã phát hiện thêm một số vệ tinh lùn, điều này đã cải thiện được tình hình đôi chút. Những vệ tinh này không chỉ giúp chúng ta tái hiện lại lịch sử hình thành của Thiên hà mà còn cung cấp thêm xem toàn bộ về vật chất vũ trụ.
Nguyên nhân gây cong
Bước đầu tiên để hiểu được vai trò của vật chất tối trong Thiên hà là cái nhìn tổng quát trên cấu trúc của nó. Vật chất thông thường—sao và khí—hình thành bốn cấu trúc chính: một đĩa mỏng (bao gồm các cánh tay xoắn ốc và Mặt trời của chúng ta), một lõi dày đặc (với một lỗ đen siêu lớn), một khối phình dài (gọi là “thanh”), và một quầng hình cầu của các ngôi sao và cụm sao cũ bao quanh toàn bộ Thiên hà. Nhưng vật chất tối được phân bố khá khác nhau. Chúng ta không nhìn thấy nó, nhưng chúng ta đoán về sự hiện diện của nó dựa trên tốc độ chuyển động của các ngôi sao và khí. Ảnh hưởng hấp dẫn của nó lên vật chất nhìn thấy được cho thấy vật chất này được phân bố gần như hình cầu và vượt xa ranh giới của quầng sao. Mật độ của nó đạt cực đại ở tâm và giảm dần theo bình phương khoảng cách tới nó. Chính sự phân bố này đáng lẽ phải phát sinh do một quá trình mà các nhà thiên văn học gọi là sự hợp nhất phân cấp: người ta tin rằng vào thời kỳ đầu của Vũ trụ, các thiên hà nhỏ đã hợp nhất để tạo thành những thiên hà lớn hơn, bao gồm cả Thiên hà của chúng ta.
Trong nhiều năm, các nhà thiên văn học không thể vượt ra ngoài khái niệm vật chất tối dưới dạng một quả cầu khổng lồ không có cấu trúc chứa chất chưa biết. Trong vài năm qua, chúng ta đã có thể hiểu được nhiều chi tiết: vật chất tối giờ đây trông thú vị hơn trước đây. Nhiều sự thật cho thấy chất này không được phân bố đều mà tập trung thành những đám mây khổng lồ.
Sự không đồng nhất như vậy có thể giải thích độ cong của các cạnh của đĩa thiên hà được các nhà thiên văn quan sát được. Ở khoảng cách hơn 50 nghìn năm ánh sáng tính từ trung tâm, đĩa bao gồm gần như hoàn toàn hydro nguyên tử và một số lượng nhỏ các ngôi sao. Quan sát của các nhà thiên văn vô tuyến cho thấy khí không tập trung trong mặt phẳng của Thiên hà: càng xa trung tâm, nó càng uốn cong. Ở khoảng cách khoảng 75 nghìn năm ánh sáng, đĩa bị cong khoảng 7,5 nghìn năm ánh sáng so với mặt phẳng.
Cái gì làm cong thiên hà?
Chiếc đĩa của Thiên hà của chúng ta, chứa hầu hết các ngôi sao và khí, có tỷ lệ gần giống như một bản ghi vinyl hoặc đĩa compact. Sự cong vênh của đĩa thiên hà khiến nó trông giống như đĩa nhựa vinyl hoặc đĩa CD bị xử lý ngượcHãy quay lại giả thuyết cũ
giả thuyết những năm 1950 cho rằng sự biến dạng này là do ảnh hưởng hấp dẫn của hai thiên hà vệ tinh, Đám mây Magellan Lớn và Đám mây Magellan Nhỏ. Nó đã bị từ chối vì những thiên hà này quá nhẹ để có thể gây ảnh hưởng rõ rệt đến Thiên hà của chúng ta. Các nhà thiên văn học hiện đã biết được rằng phần nhìn thấy được của Thiên hà được bao quanh bởi một quầng vật chất tối khổng lồ. Gần đây họ đã chỉ ra rằng vật chất tối có thể tăng cường ảnh hưởng hấp dẫn của Đám mây, điều này giải thích độ cong của đĩa
Rõ ràng là khi quay quanh tâm Thiên hà, đĩa khí cũng dao động lên xuống so với mặt phẳng. Những biến động này kéo dài hàng trăm triệu năm và chúng ta quan sát thấy chúng ở một thời điểm nào đó trong chu kỳ. Về cơ bản, đĩa khí hoạt động giống như một chiếc cồng khổng lồ, rung động chậm rãi. Giống như một chiếc chiêng, nó có thể rung ở nhiều tần số, mỗi tần số tương ứng với một hình dạng bề mặt cụ thể. Vào năm 2005, tôi và các đồng nghiệp đã chứng minh rằng độ cong quan sát được là tổng của ba tần số như vậy (tần số thấp nhất là 64 quãng tám dưới chữ “C” của quãng tám đầu tiên). Hiệu ứng tổng thể là không đối xứng: ở một phía của Thiên hà, khí nằm phía trên mặt phẳng và ở phía bên kia - bên dưới nó.
Các nhà thiên văn vô tuyến lần đầu tiên chú ý đến độ cong này vào những năm 1950 cho rằng nó có thể là kết quả của ảnh hưởng hấp dẫn của Đám mây Magellanic, vệ tinh lớn nhất trong Thiên hà của chúng ta. Vì chúng không chuyển động trong mặt phẳng của Thiên hà nên lực hấp dẫn của chúng có xu hướng làm biến dạng đĩa của chúng ta. Nhưng các tính toán chi tiết đã chỉ ra rằng lực hút của Đám mây Magellan tương đối nhẹ quá yếu để giải thích độ cong của đĩa thiên hà. Trong nhiều thập kỷ, nguyên nhân của nó vẫn là một vấn đề nan giải.
Búa đen
Việc nhận ra rằng Thiên hà chứa vật chất tối, cùng với nhiều hơn nữa đo lường chính xác khối lượng của Đám mây Magellanic (hóa ra lớn hơn người ta tưởng) đã mở ra những khả năng mới. Nếu đĩa khí hoạt động giống như một chiếc cồng chiêng khổng lồ, thì sự chuyển động của Đám mây Magellanic xuyên qua quầng vật chất tối sẽ tác động, mặc dù là gián tiếp, giống như búa đập vào một chiếc chiêng tạo ra âm thanh ở tần số cộng hưởng. Các đám mây tạo ra vệt nước của chúng trong vật chất tối, giống như một chiếc thuyền rời khỏi làn sóng khi nó nổi trên mặt nước. Đây là cách phát sinh sự không đồng nhất trong sự phân bố vật chất tối đằng sau các Đám mây. Điều này lại hoạt động giống như một cái búa, làm cho các phần bên ngoài có khối lượng thấp của đĩa rung lên. Kết quả là, mặc dù Đám mây Magellanic có kích thước nhỏ nhưng vật chất tối tăng cường đáng kể ảnh hưởng của chúng. Ý tưởng này được đề xuất vào năm 1998 bởi Martin D. Weinberg từ Đại học Massachusetts ở Amherst. Sau đó, anh ấy và tôi áp dụng lý thuyết này vào các quan sát Thiên hà và phát hiện ra rằng chúng tôi có thể tái tạo ba loại dao động trong đĩa khí. Nếu lý thuyết này đúng thì độ cong của đĩa Thiên hà sẽ hoạt động tích cực: hình dạng của nó thay đổi do chuyển động quỹ đạo của Đám mây Magellanic. Hình dạng của Thiên hà không phải là cố định mà nó liên tục thay đổi. (Video về quá trình này có sẵn trên trang web (tiếng Anh) hoặc bên dưới. - Ed.)
Video này cho thấy hình xoắn ốc Thiên hà của chúng ta và hai thiên hà vệ tinh nhỏ của nó, Đám mây Magellan Lớn và Nhỏ (trái). Các vệ tinh quay quanh thiên hà chính, từ đó phát ra một làn sóng lan truyền chậm trong đó. Trên thang thời gian của con người, những sóng này xuất hiện dưới dạng biến dạng tĩnh trong vùng lân cận thiên hà. Điều kỳ lạ là các vệ tinh quá nhỏ để có thể gây ra hiệu ứng như vậy. Các nhà thiên văn học gần đây đã chỉ ra rằng trọng lượng của chúng lớn hơn đáng kể do vật chất tối (không hiển thị trong video)
Đám mây Magellan không phải các vệ tinh duy nhất Dải Ngân Hà. Các nhà thiên văn học đếm được khoảng hai chục. Video này cho thấy vị trí ba chiều của chúng so với mặt phẳng của thiên hà, nơi Mặt trời và hầu hết các ngôi sao khác bị ẩn giấu. Sử dụng Khảo sát bầu trời kỹ thuật số Sloan, người ta thấy rằng có thêm hàng chục vệ tinh trong khu vực được đánh dấu màu hồng. Chúng rất mờ và bao gồm chủ yếu là vật chất tối.
Độ cong không phải là điểm bất đối xứng duy nhất trong hình dạng của Thiên hà. Độ dày của đĩa khí bên ngoài cũng rất không đồng đều, điều này cũng được phát hiện bằng kính thiên văn vô tuyến. Nếu bạn vẽ một đường từ Mặt trời đến trung tâm Thiên hà và tiếp tục đi xa hơn đến rìa, bạn sẽ thấy rằng độ dày của lớp khí ở một bên của đường này trung bình dày gấp đôi so với bên kia. Sự bất đối xứng mạnh mẽ này không ổn định về mặt động học: nếu để các thiết bị riêng của nó, nó sẽ phải thoát ra ngoài. Vì vậy, cần phải có một số cơ chế để duy trì nó. Các nhà thiên văn học đã biết về vấn đề này trong 30 năm nhưng đã “che giấu nó”. Tuy nhiên, những khảo sát chi tiết mới về hydro nguyên tử trong Thiên hà và tiến bộ trong việc tìm hiểu các chuyển động không tròn của chất khí khiến người ta không thể bỏ qua sự bất đối xứng này nữa. Hai cách giải thích khả thi đã xuất hiện, cả hai đều tính đến vật chất tối. Hoặc Thiên hà có hình cầu nhưng không đồng tâm với quầng vật chất tối của nó, hoặc, theo Kanak Saha thuộc Viện Vật lý Ngoài Trái đất Max Planck ở Garching và các đồng nghiệp của ông, bản thân quầng vật chất tối là không đối xứng. Cả hai ý tưởng này đều đặt ra câu hỏi về niềm tin của các nhà thiên văn học rằng Thiên hà và quầng tối của nó được hình thành đồng thời bởi sự ngưng tụ của một đám mây khổng lồ. Nếu đúng như vậy thì vật chất thông thường và vật chất tối sẽ phải tập trung vào cùng một chỗ. Nhưng sự bất đối xứng cho thấy rõ ràng rằng Thiên hà được hình thành do sự hợp nhất của các hệ sao nhỏ hơn hoặc phát triển do sự bồi tụ liên tục của khí giữa các thiên hà - cả hai quá trình này đều không đối xứng. Tâm của Thiên hà có thể bị lệch so với tâm của vật chất tối vì khí, sao và vật chất tối hoạt động khác nhau.
Để kiểm tra ý tưởng này, chúng ta cần nghiên cứu những dòng sao dài và mỏng trải dài khắp các vùng bên ngoài của Thiên hà. Đây là tàn dư kéo dài của các thiên hà vệ tinh trước đây. Các quỹ đạo xung quanh hệ sao của chúng ta chủ yếu bị chiếm giữ bởi các sao lùn hình cầu, được đặt tên như vậy vì hình dạng tròn của chúng và khối lượng sao thấp mà chúng chứa - nhỏ hơn khoảng 10 nghìn lần so với khối lượng của các sao trong Thiên hà. Theo thời gian, những ngôi sao lùn này rơi ra khỏi quỹ đạo và các lực thủy triều của Thiên hà bắt đầu tác động lên chúng. Đây là những lực tương tự mà Mặt trăng tạo ra trên Trái đất, gây ra dòng chảy lên xuống hai lần một ngày. nước biển. Thiên hà lùn bắt đầu giãn ra và có thể trở thành một dải ruy băng hẹp (xem: B. Gibson. R. Ibata. Bóng ma của các thiên hà chết).
Bởi vì những dòng sao này di chuyển xung quanh Thiên hà ở khoảng cách lớn tính từ trung tâm, nơi chịu ảnh hưởng hấp dẫn của vật chất tối rất mạnh, hình dạng của các dòng sao phụ thuộc vào hình dạng của quầng sáng. Nếu quầng sáng không có hình cầu hoàn hảo mà hơi dẹt, thì nó sẽ làm quay quỹ đạo của các ngôi sao trong dòng và gây ra sự sai lệch đáng chú ý so với chuyển động của vòng tròn lớn. Tuy nhiên, các dòng này có vẻ rất mỏng và quỹ đạo của chúng quanh Thiên hà gần giống với các vòng tròn lớn. Mô phỏng máy tính Rodrigo Ibata và các cộng sự của ông đã chứng tỏ rằng sự phân bố của vật chất tối gần như hình cầu, mặc dù nó có thể bị sai lệch, như Saha và các đồng nghiệp của ông tin tưởng.
Thiên hà ẩn
Trong khi sự hủy diệt của các thiên hà lùn đặt ra một số câu hỏi thì người ta thậm chí còn biết ít hơn về sự hình thành của chúng. Theo quan điểm hiện đại, sự ra đời của các thiên hà bắt đầu bằng sự hình thành các cụm vật chất tối, sau đó chúng hút khí và sao, tạo thành những phần nhìn thấy được của chúng. Đây là lý do không chỉ các thiên hà lớn như của chúng ta được sinh ra mà còn có rất nhiều thiên hà lùn. Những mô hình này dự đoán khá chính xác các đặc tính của các thiên hà lùn, nhưng số lượng của chúng, theo các mô hình, có thể lớn hơn nhiều so với số lượng được quan sát thực tế. Lỗi ở đâu - trong mô hình hay trong quan sát?
THÀNH VIÊN GIẤU TÍN CỦA GIA ĐÌNH GALACTIC
Theo lý thuyết, hàng trăm thiên hà vệ tinh sẽ xoay quanh Thiên hà của chúng ta. Các nhà thiên văn học từ lâu đã lo lắng rằng họ chỉ tìm thấy khoảng hai chục thiên hà như vậy, nhưng giờ đây, với sự trợ giúp của Khảo sát bầu trời Sloan, khoảng trống này đã được lấp đầy - các vệ tinh chưa được phát hiện trước đây đã được tìm thấy. Chúng được làm từ vật chất tối gần như tinh khiết. (Vị trí của các vệ tinh được dự đoán được đưa ra một cách tùy ý: nó phản ánh sự phân bố chung của chúng.)
Câu hỏi này đã được trả lời một phần nhờ phân tích của Khảo sát bầu trời kỹ thuật số Sloan (SDSS), bao phủ khoảng một phần tư toàn bộ bầu trời. Trong cuộc khảo sát này, gần một chục thiên hà vệ tinh mới, rất mờ đã được phát hiện, điều này khá đáng ngạc nhiên: xét cho cùng, việc quan sát bầu trời đã được thực hiện trong một thời gian dài và thật khó hiểu tại sao lại có thể không nhận thấy. hàng xóm thân thiết như vậy. Những thiên hà này được gọi là "sao lùn nhạt"; đôi khi chúng chỉ chứa vài trăm ngôi sao. Chúng mờ nhạt và thưa thớt đến mức không thể nhìn thấy chúng trong hình ảnh bầu trời thông thường. Nhu cầu thiết bị đặc biệt xử lý để chú ý đến chúng. Nếu cuộc khảo sát của Sloan bao phủ toàn bộ bầu trời, nó sẽ tiết lộ thêm khoảng 35 sao lùn nhạt. Nhưng ngay cả khi đó, tất cả những chú lùn “ẩn náu” cũng sẽ không được tìm thấy. Vì vậy, các nhà thiên văn học đang nghĩ tới những phương pháp tìm kiếm mới. Có lẽ nhiều thiên hà trong số này quá xa và các kính thiên văn hiện đại không thể tiếp cận được. Cuộc khảo sát Sloan có thể phát hiện các sao lùn nhạt ở khoảng cách lên tới khoảng 150 nghìn năm ánh sáng. Erik Tollerud và các đồng nghiệp từ Đại học California ở Irvine ước tính có khoảng 500 thiên hà chưa được phát hiện cách trung tâm Thiên hà của chúng ta khoảng 1 triệu năm ánh sáng. Các nhà thiên văn học sẽ có thể phát hiện ra chúng bằng Kính viễn vọng Khảo sát khái quát lớn mới, sẽ đi vào hoạt động vào tháng 3 năm sau. Diện tích thấu kính lớn hơn tám lần so với kính thiên văn Sloan.
Theo một giả thuyết khác, các vệ tinh quay quanh Thiên hà thậm chí còn mờ hơn cả các sao lùn nhạt: có lẽ chúng như vậy vì chúng hoàn toàn không chứa các ngôi sao. Đây gần như là vật chất tối thuần túy. Việc chúng ta có thể phát hiện ra những sao lùn tối này hay không còn phụ thuộc vào việc chúng có chứa khí cũng như vật chất tối hay không. Khí này có thể rất hiếm và do đó nguội đi chậm đến mức không tạo thành sao. Nhưng kính viễn vọng vô tuyến, khảo sát những khu vực rộng lớn trên bầu trời, có thể phát hiện ra nó.
Nhưng nếu những thiên hà này hoàn toàn không có khí thì chúng chỉ có thể biểu hiện một cách gián tiếp, thông qua tác động của lực hấp dẫn lên vật chất thông thường. Nếu một trong những thiên hà tối này lao qua đĩa thiên hà của chúng ta hoặc bất kỳ thiên hà nào khác, nó sẽ để lại một “vụ nổ” - giống như bị ném vào hồ yên tĩnh sỏi - và điều này sẽ tự biểu hiện như một sự xáo trộn có thể quan sát được trong sự phân bố không gian hoặc vận tốc của các ngôi sao và khí. Thật không may, một “vụ nổ” như vậy rất yếu và các nhà thiên văn học phải xác minh tính xác thực của nó, điều này không hề dễ dàng. Trong các đĩa hydro nguyên tử của tất cả các thiên hà xoắn ốc, người ta quan sát thấy sự xáo trộn tương tự như sóng của biển dữ dội.
Nếu thiên hà tối đủ lớn thì phương pháp được phát triển bởi Sukanya Chakrabarti thuộc Đại học Florida Atlantic và các đồng nghiệp, bao gồm cả tôi, có thể phát hiện chuyển động của nó. Gần đây chúng tôi đã chỉ ra rằng những nhiễu loạn mạnh nhất ở rìa các thiên hà là các đợt thủy triều do các thiên hà đi qua để lại và những nhiễu loạn này có thể được phân biệt với các biến dạng khác. Bằng cách phân tích sự nhiễu loạn, chúng ta có thể xác định khối lượng và vị trí hiện tại của thiên hà đang nhiễu loạn. Phương pháp này có thể xác định các thiên hà có khối lượng nhỏ hơn khối lượng chính một nghìn lần. Áp dụng phương pháp này cho hệ sao của chúng ta, chúng tôi đi đến kết luận rằng một vệ tinh không bị phát hiện và có thể hoàn toàn tối đang ẩn náu trong mặt phẳng thiên hà ở khoảng cách 300 nghìn năm ánh sáng tính từ tâm Thiên hà. Chúng ta sẽ cố gắng tìm người lùn này ở gần phạm vi hồng ngoại sử dụng dữ liệu kính viễn vọng không gian"Máy nhổ".
Quá ít ánh sáng
Ngay cả sau khi phát hiện ra các thiên hà nhạt và tối, các nhà thiên văn học vẫn thường gặp khó khăn trong việc xác định lượng vật chất mà chúng chứa. Lượng này thường được tính bằng tỷ lệ khối lượng-độ sáng: khối lượng vật chất trong thiên hà chia cho tổng lượng ánh sáng mà nó phát ra. Theo quy định, tỷ lệ này được biểu thị bằng đơn vị năng lượng mặt trời. Theo định nghĩa, Mặt trời có tỷ lệ khối lượng-độ sáng là 1. Trong Thiên hà của chúng ta, ngôi sao trung bình có khối lượng nhỏ hơn và mờ hơn Mặt trời, do đó tỷ lệ khối lượng-độ sáng tổng thể của tất cả vật chất phát sáng trong Thiên hà là gần bằng 3. Nhưng nếu chúng ta tính đến vật chất tối thì tổng tỷ lệ giữa khối lượng và độ sáng của Thiên hà sẽ tăng lên 30.
Josh Simon của Viện Carnegie ở Washington và Maria Geha của Đại học Yaleđã đo vận tốc của các ngôi sao trong tám sao lùn nhạt để xác định khối lượng và độ sáng của các thiên hà này. Tỷ lệ khối lượng-độ sáng của chúng đôi khi vượt quá 1000, cao hơn nhiều so với bất kỳ cấu trúc nào trong Vũ trụ. Nhìn chung, vật chất tối trong Vũ trụ nhiều gấp 5 lần vật chất bình thường. Tại sao tỷ lệ khối lượng trên độ sáng trong Thiên hà của chúng ta lại cao hơn nhiều và ở các thiên hà nhạt, tỷ lệ này thậm chí còn lớn hơn?
Câu trả lời có thể được xác định bằng tử số hoặc mẫu số của tỷ lệ này: các thiên hà có tỷ lệ khối lượng trên độ sáng trên mức trung bình của Vũ trụ hoặc có khối lượng lớn hơn dự kiến hoặc tạo ra ít ánh sáng hơn. Các nhà thiên văn học tin rằng đó là vấn đề về mẫu số: một lượng lớn vật chất thông thường không phát ra đủ mạnh để có thể nhận thấy. Nguyên nhân là vì vật chất này hoặc không thể tích tụ trong các thiên hà và biến thành sao, hoặc lắng đọng thành các thiên hà, nhưng sau đó bị ném trở lại không gian giữa các thiên hà, nơi nó tồn tại ở dạng ion hóa, không thể quan sát được bằng kính thiên văn hiện đại (xem: Gich Dek . Những thiên hà đã mất // VMN, số 9, 2011). Các thiên hà có khối lượng thấp, có lực hấp dẫn yếu, mất nhiều khí hơn nên độ sáng của chúng giảm rõ rệt. Điều tò mò là trong khi cố gắng giải quyết vấn đề với một loại vật chất vô hình (vật chất tối), chúng ta tin rằng có những loại khác của nó (vật chất thông thường, nhưng không được phát hiện).
Bí ẩn về vật chất tối vốn đã im lìm trong nhiều năm nay đã trở thành lĩnh vực nghiên cứu có tiếng vang nhất trong cả vật lý và thiên văn học. Các nhà vật lý hy vọng có thể phát hiện ra các hạt vật chất tối và các nhà thiên văn học đang nghiên cứu hành vi của chất này. Nhưng bất kể chúng ta có tìm ra bản chất của vật chất tối hay không, chính sự hiện diện của nó cho phép chúng ta hiểu được nhiều hiện tượng thiên văn.”
Bản dịch: V.G. Surdin
ĐỌC BỔ SUNG
- Nguồn gốc Magellan cho Warp of the Galaxy, Martin D. Weinberg và Leo Blitz trong Tạp chí Vật lý thiên văn, Tập. 641. Số 1. trang L33-L36; Ngày 10 tháng 4 năm 2006. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0601694
- Cấu trúc thẳng đứng của đĩa HI dải ngân hà bên ngoài, E. S. Levine. Leo Blitz và Carl Heiles trên Tạp chí Vật lý thiên văn. Tập. 643. Số 2, trang 881-896: 1.2006. http://arx-iv.org/abs/astro-ph/0601697
- Tìm kiếm các thiên hà tối từ dấu ấn thủy triều của chúng, Sukanya Chakrabarti. Frank Bigiel. Philip Chang và Leo BUtz. Đã gửi cho Tạp chí Vật lý thiên văn, http://arxiv.org/abs/1101.0815
- Fridman A.M., Khoperskov A.V. Vật lý của đĩa thiên hà. M.: Fizmatlit. 2011.
- Surdin V.G. Lực lượng thứ năm. tái bản lần thứ 2. M.: MTsNMO. 2009.
- Vua A.R. Giới thiệu về động lực học sao cổ điển. tái bản lần thứ 2. M.: URSS biên tập. 2011.
GIỚI THIỆU TÁC GIẢ
Leo Blitz, lấy cảm hứng từ loạt phim truyền hình khoa học nổi tiếng Watch Mr. Wizard, đã mơ ước trở thành nhà thiên văn học từ khi còn đi học. Hiện ông là giáo sư tại Đại học California, Berkeley và là giám đốc Phòng thí nghiệm Thiên văn Vô tuyến.